Белые карлики. Будущее Вселенной

Строго говоря, Стандартная модель начинает работать не сразу после Большого взрыва, а с некоторой отсрочкой. Большинство космологов согласны с тем, что за Большим взрывом последовало чрезвычайно кратковременное, но очень быстрое (как его называют, инфляционное) расширение пространства, которое закончилось интенсивным возникновением высокоэнергетичных частиц, в частности свободных кварков и лептонов. После этого сверхгорячая, но уже остывающая ранняя Вселенная начала расширяться с уменьшающейся скоростью вследствие тормозящего действия гравитации.

Теория инфляции примыкает к Стандартной модели как ее экстраполяция на более раннюю эпоху. Согласно этому сценарию, к концу первой микросекунды произошла так называемая Великая аннигиляция, уничтожившая все антикварки, однако пощадившая возникший до этого мизерный избыток кварков. С того времени эволюция Вселенной поддается моделированию на основе надежных данных фундаментальной физики. Именно эту эволюцию и описывает Стандартная модель.

Итак, что же происходило на следующих этапах? Когда возраст Вселенной достиг 10 микросекунд, энергия свободных кварков уменьшилась настолько, что они начали сливаться в тройки и пары. Первый процесс породил частицы семейства барионов — протоны и нейтроны, которые в будущем стали кирпичиками для построения атомных ядер. Попарное слияние привело к появлению крайне нестабильных частиц из семейства мезонов — в основном пионов. На каждый барион приходилось около 1 млрд высокоэнергетичных фотонов, температура которых в те времена составляла около 4 трлн K.

К концу первой секунды Вселенная заполнилась сверхгорячей плазмой, причем основной вклад в ее энергию тогда вносили не барионы и фотоны, а высокоэнергетичные лептоны, прежде всего электроны и позитроны. Они существовали в столь же ничтожном дисбалансе, как кварки и антикварки, однако все же не аннигилировали полностью, поскольку при высокой температуре гамма-кванты рождали все новые и новые электронно-позитронные пары. Эту фазу ранней истории Вселенной называют лептонной эрой (а предшествующую ей — адронной). Диаметр ныне доступной для наблюдений части Вселенной в те времена был меньше сотни астрономических единиц, то есть сильно уступал по величине современной Солнечной системе.

Лептонная эра продолжалась до тех пор, пока гамма-квантам хватало энергии для порождения электронов и позитронов. Кванту легче всего претерпеть подобное превращение в процессе рассеяния на протоне, поскольку в этом случае его минимальная энергия должна быть равной суммарной энергии электрона и позитрона, то есть несколько больше 1 млн электронвольт (для рассеяния на электроне или позитроне пороговая энергия вдвое выше). 1 МэВ соответствует средней температуре излучения порядка 11,6 млрд K. Из-за расширения Вселенной температура фотонного газа изменялась обратно пропорционально увеличению ее размера (на формальном языке — росту масштабного фактора). Поэтому она постоянно снижалась и, когда возраст мироздания составил примерно одну секунду, достигла тех самых 11,5 гигакельвинов. Однако образование пар (все в меньшем и меньшем количестве) продолжалось и позднее за счет горячего хвоста фотонного спектра, где еще оставались высокоэнергетичные кванты. Лишь спустя несколько секунд, когда температура фотонов опустилась ниже 4 млрд K, оно прекратилось полностью. К моменту, когда Вселенной исполнилось десять секунд, лептонная эра ушла в прошлое. Подобно кварковой эре, она оставила после себя очень горячую плазму, чья энергия почти полностью обеспечивалась фотонами. Началась новая эра — радиационная.

В преддверии радиационной эры материя Вселенной претерпела еще одно серьезное превращение. Помимо ранее названных частиц, в наследство от кварковой эры достались нейтрино — по одному на каждый фотон. Пока материя оставалась достаточно плотной и горячей, нейтрино интенсивно взаимодействовали с протонами и нейтронами, заставляя их превращаться друг в друга в ходе реакций, аналогичных бета-распаду атомных ядер. В течение второй секунды Вселенная расширилась настолько, что нейтрино прекратили рассеиваться на барионах и ушли в свободный полет. С этого момента космическое пространство стало прозрачным для нейтрино, каковым и остается до сих пор.

Разъединение нейтрино и барионов оставило после себя неодинаковое число протонов и нейтронов. Поскольку масса нейтрона больше массы протона, вероятность их возникновения была меньшей. Поэтому после полного выхода нейтрино из игры протоны преобладали над нейтронами приблизительно в соотношении 6:1. Как известно, протоны стабильны, в то время как время жизни свободного нейтрона в среднем не более четверти часа. Когда возраст Вселенной достиг трех минут, 13 % нейтронов распалось, и на каждый нейтрон пришлось уже по семь протонов. Количество фотонов в расчете на один протон стабилизировалось на уровне 1,6 млрд и с тех пор практически не изменилось.